脈動変光星による銀河系研究と 位置天文衛星の重要性 松永典之 東京大学　木曽観測所

ミラ・セファイド ミラ型変光星 セファイド どちらも周期光度関係を持つ距離指標。 AGB (1～8 Msun) 周期100～1000日程度 M5 Ⅲ～M9.5 Ⅲ セファイド Blue loop (4～10 Msun) 周期1～100日程度 F6 Ⅱ～K2 Ⅰ どちらも周期光度関係を持つ距離指標。

ミラとセファイドの周期光度関係 LMCの変光星（IRSF/SIRIUSの観測結果） 縦軸 K 等級 横軸 log (周期) 2種類のセファイド ミラ、その他の赤色巨星変光星 古典的セファイド 縦軸 K 等級 ミラ Ⅱ型セファイド 横軸　log (周期) Matsunaga et al. (2009) Ita et al. (2004)

変光星の応用 恒星研究 銀河系研究 系外銀河・宇宙論研究 内部構造や進化が 観測量として現れる。 まだ残る課題はある。 　　観測量として現れる。 まだ残る課題はある。 　（例：セファイドの質量） 銀河系研究 周期光度関係による 　　距離の決定。 トレーサとしての役割。 系外銀河・宇宙論研究 周期光度関係による距離の決定。 LMCの距離は「宇宙のはしご」に 　　残る最も大きい不定性の一つ。

位置天文衛星への期待 年周視差 　高精度の物理量推定 　周期光度関係の較正 固有運動 　銀河系中での運動 　恒星種族の分離

セファイドの年周視差 σπ/π<0.16のセファイドは12個（Hipparcos） HST Fine Guidance Sensor 1rは ±0.2 masレベルの年周視差を 10個のセファイドで得た。 (Benedict et al. 2007) van Leeuwen et al. (2007): HipparcosとHSTによる年周視差を組み合わせ セファイドの周期光度関係を較正

ミラの年周視差 σπ/π<0.16のミラは5個だけ（Hipparcos、黒丸） VLBI の年周視差が得られつつある。 Whitelock et al. (2008)

これまでに得られた年周視差 セファイド HSTの観測も合わせて、太陽 近傍ではそれなりのデータ。 環境依存性について、調査 できるようなデータはこれから。 ミラ まだまだこれから。 VLBI (VERA)による年周視差が 出てきている。（位置衛星では 非質量放出星も見られる利点）

ミラの周期光度関係がもつ可能性 JWSTでは非常に遠くの銀河まで距離が測れる。 セファイドではHSTで行った可視の観測からそれほど距離が伸びない。 10Mpc 1Mpc 3Mpc 0.3Mpc ミラ セファイド 30Mpc

JASMINE計画への期待 Hipparcosよりも高精度の固有運動 バルジにある変光星（特にミラ）の年周視差 → Nano-JASMINE 変光星の種類・種族による運動の違い バルジにある変光星（特にミラ）の年周視差 周期光度関係の較正 高金属量下での周期光度関係 → Nano-JASMINE → 小型JASMINE

Nano-JASMINEによる固有運動計測 少し遠くにあって(~1kpc)、距離は他の方法で 得られる天体の固有運動が面白い。 Hipparcosが年周視差を測ったような星よりも 変光星 散開星団 球状星団 5 -5 -10 +5 -15 μδ [mas/yr] μα cosδ [mas/yr] 散開星団M67の固有運動 Bellini et al. (2010)

Nano-JASMINEとミラ型変光星　　 Zwバンドの利点 ミラの赤さ 振幅 spotの影響

ミラに対するZwバンドの有効性 新たに固有運動を測れるミラが多いだろう。 （年周視差計測の付加はたぶん無い） Nano-JASMINE Hipparcos Gaia 新たに固有運動を測れるミラが多いだろう。 （年周視差計測の付加はたぶん無い）

セファイドは青い。 Nano-JASMINE Hipparcos Gaia

振幅 ΔV : Δ I : Δ K ～ 2.5 : 1.0 : 0.4 Whitelock et al. (2000)

ミラの輝度分布と年周視差測定 潜在的な問題 輝度分布が一様ではない。 脈動の周期が1年程度。 半径が1AUよりも大きい。 hot spot, limb darkening, MOLsphere(detached layer) 脈動の周期が1年程度。 半径が1AUよりも大きい。 非一様性の効果は赤外域で小さいはず。 光赤外線干渉計IOTAによるベテルギウス (not Mira!) の表面輝度分布（H-band!) (Haubois et al. 2009)

Zwバンドの利点 ミラをNano-JASMINEで再観測する利点は大きい。 Hipparcosでは見えなかった天体が見えてくる。 長波長域での感度を活かして、少し遠くのミラまで。 年周視差測定の精度・確度が上がる可能性。 ミラをNano-JASMINEで再観測する利点は大きい。

小型JASMINEと銀河中心の変光星 IRSFによる銀河中心サーベイから どんな天体が観測にかかるか どんな研究が出来るか

IRSF/SIRIUS 名古屋大学と国立天文台が南アに建設 IRSF = InfraRed Survey Facility (主鏡口経1.4 m) SIRIUS = Simultaneous InfraRed Imager for Unbiased Survey JHKsフィルターでの同時撮像 視野 7.7 分角 (ピクセルスケール0.45秒) http://www.z.phys.nagoya-u.ac.jp/~telescope

IRSF surveys of variable stars in the Galaxy Sun Matsunaga et al. (2009) Region L.O.S. Target Galactic Centre ℓ=0 Miras Cepheids Disc ℓ=-40, -30, -20, +20, +30, +40 Bulge -10<ℓ<+10

Region2 Region1 幅7分角で -10<ℓ<+10 20分×30分角

銀河中心方向のミラ Matsunaga et al. (2009) 20分×30分角の領域を探査 2001～2008: 90回程度反復 1364個の長周期変光星 約150個のミラの距離を決定

距離の決定 減光量と距離指数を 同時に求める。 ランダム誤差 0.2 mag 系統誤差 0.15 mag 周期光度関係の分散 減光量と距離指数を 同時に求める。 ランダム誤差　0.2 mag 周期光度関係の分散 系統誤差　0.15 mag 周期光度関係の環境依存性 LMCの距離指数 減光の波長依存性 LMCのミラ（100<P<350）の周期光度関係

銀河中心の距離 μ0=14.58±0.02stat±0.11syst[mag] ↔ 8.24±0.08stat±0.42syst [kpc] μ0(GC)=14.58 mag Matsunaga et al. (2009) ほぼ全てのミラが±300pc以内に存在 μ0=14.58±0.02stat±0.11syst[mag] ↔ 8.24±0.08stat±0.42syst [kpc] Sgr A*近傍のS2星公転運動による結果と一致。 8.33±0.35 [kpc] , Gillessen et al. (2009)

銀河中心ミラの距離決定精度 from P-L relation: μ0=14.52±0.2random mag from JASMINE parallax: π=125±10 μas （統計を稼げれば）JASMINEの 年周視差で、周期光度関係の 系統誤差をほとんど無くせる。 [kpc]

星間吸収の構造 視線方向で大きく変わる 複雑な構造があることは ミラの結果でわかる。 詳細な3次元構造を見る には、ミラ以外も必要。 画像を見ただけでも。 詳細な3次元構造を見る には、ミラ以外も必要。 cf. 西さんの講演

年周視差の測れるミラの個数 運用年数はぜひエクストラサクセスレベルを！ 中型 JASMINEはぜひ Kバンドで！ Condition 20min×30minにある100<P<350のミラ Condition Number H<10.5 10 H<11.5 55 K<10.5 172 運用年数はぜひエクストラサクセスレベルを！ 中型 JASMINEはぜひ Kバンドで！

JASMINEでしかできないミラの研究 赤外線での年周視差計測 バルジにあるミラの周期光度関係を調べる。 可視光より不定性が小さいはず。 電波（VERA）とは違い、非質量放出星も見える。 バルジにあるミラの周期光度関係を調べる。 銀河系バルジのミラは貴重なサンプル 統計をかせげる。 高金属量下のミラ。

まとめ 小型JASMINEの運用期間は、ぜひ2年半を。 中型JASMINEはできれば、Kバンドで。